Das neue kosmologische Weltbild – zum Angreifen! Franz Embacher Vortrag im Rahmen von...

Das neue kosmologische Weltbild– zum Angreifen!

Franz Embacher

Vortrag im Rahmen von physics:science@school 2012

http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/

franz.embacher@univie.ac.at

Fakultät für PhysikUniversität Wien

Das Universum…

„Wie alt ist das Universum eigentlich?“

„Nach unserem heutigen Wissen 13.7 Milliarden Jahre.“

„Also ist es 13.7 Milliarden Lichtjahre groß?“

„Nein!“

„Wieso?“

„Wir wissen nicht, wie groß es ist. Vielleicht ist es unendlich groß. Oder einfach nur sehr groß. Aber es gibt einen Ausschnitt, den wir grundsätzlich beobachten können, das ‚beobachtbare Universum‘.“

„Also ist das ‚beobachtbare Universum‘ 13.7 Milliarden Lichtjahre groß?“

„Auch nicht!“

„Wie groß ist es denn dann?“

„Das kommt drauf an, was du mit der ‚Größe des Universums‘ genau meinst!“

„Oohh…“

Das Universum…

„Aber das Universum expandiert?“

„Ja.“

„Mit welcher Geschwindigkeit?“

„Das kann man nicht durch eine Geschwindigkeit ausdrücken!“

„Wodurch denn dann?“

„Durch eine Expansionsrate.“

„Versteh ich nicht. Aber es ist von einem Urknall ausgegangen?“

„Ja, ich denke schon! Alles deutet darauf hin.“

„Also von einem Punkt?“

„So einfach kann man das nicht sagen!“

„Wo hat denn der Urknall stattgefunden?“

„Überall!“

„Oohh…“

Das Universum…

„Aber immerhin stimmt es, dass das Universum expandiert!“

„Ja.“

„Wohin?“

„Nirgends ‚hin‘. Er wird einfach immer größer!“

„Aber an seinem Rand…“

„Es hat keinen Rand!“

„Wie auch immer – stimmt es auch, dass sich das Universum beschleunigt, also immer schneller expandiert?“

„Ja.“

„Aber etwas, das ‚immer schneller‘ wird, muss doch eine Geschwindigkeit haben!?“

„Genau genommen hat es viele Geschwindigkeiten, wenn du so an diesem Begriff hängst!“

„Oohh…“

Das Universum…

„Und stimmt es, dass wir die Hauptbestandteile, aus denen das Universum besteht, kaum kennen.“

„Ja. Wir können sie nicht sehen, daher nennen wir sie ‚dunkel‘. Das Universum besteht vorwiegend aus ‚dunkler Materie‘ und ‚dunkler Energie‘.“

„Es könnte also Sterne, Planeten und Lebewesen aus dunkler Materie geben.“

„Nein, weil dunkle Materie nicht strahlen kann.“

„Ich dachte, wir wissen nichts über sie! Und was hat das mit Strahlung zu tun?“

„Ein bisschen wissen wir doch. Und Materie, die nicht strahlen kann, kann sich nicht zusammenballen, aus thermodynamischen Gründen.“

„Oje, Thermodynamik… “

Hubble Deep Field

Das heutige Universum – maßstäblich verkleinert

• Sehen wir uns zuerst das heutige Universum an (so, als wäre es in seiner Bewegung „eingefroren“),

• und verkleinern wir es maßstäblich, damit es leichter vorzustellen ist:

Kosmologische Längeneinheit „Megaparsec“:

1 Mpc = 3.26 Millionen Lichtjahre = 3.09*10 m

Maßstab:

1 Mpc = 1 mm

22

1AE = 150 Mio km

1 pc

1‘‘

Das heutige Universum

Objekt(e) Größenordnung maßstäblich

wahre Größenordnung

Durchmesser der Milchstraße 0.03 mm 0.03 Mpc

Dicke der Milchstraße 0.001 – 0.005 mm 0.001 – 0.005 Mpc

Entfernung zum Zentrum 0.008 mm 0.008 Mpc

Halo der Milchstraße 0.1 mm 0.1 Mpc

Galaxiengröße inklusive Halo 0.01 – 1 mm 0.01 – 1 Mpc

Abstand größerer Galaxien 1 mm 1 Mpc

Galaxienhaufen (Cluster) 5 mm 5 Mpc

Entfernung zum Virgo-Haufen 1.5 cm 15 Mpc

Abstand von Galaxienhaufen 5 cm 50 Mpc

Superhaufen (Supercluster) 10 cm 100 Mpc

Void (Leerraum) 20 cm 200 Mpc

Das heutige Universum

Struktur auf Skalen bis entspricht

1 mm (Abstand von Galaxien) Sand, mit kleinen Zwischenräumen

10 cm (Haufen und Superhaufen)Mauerwerk mit kleinen Verdichtungen und Rissen

> 20 cm Mauerwerk mit größeren Löchern

Schematisch:Galaxien-

haufen

Galaxien-Superhaufen

Void

Hubble Deep Fiels

Galaxienzählund

Galaxienzählung

Das heutige Universum

• Gibt es noch größere Strukturen?• Auf Skalen größer als etwa 30 cm (in unserem verkleinerten

Modell) scheint es keine weiteren „Zusammenballungen“ mehr zu geben.

• Wie weit reicht diese Struktur?• Wir wissen es nicht. Auf jeden Fall einige Meter weit,

vielleicht aber sehr viel weiter!Hunderte Meter? Viele Kilometer? Unendlich weit???

• Wie geht die Kosmologie mit dieser Situation um?• Mit einer Arbeitshypothese, dem „kosmologischen Prinzip“:

Das Universum ist auf großen Skalen homogen und isotrop.

Das dynamische Universum

• Das Universum expandiert.• Was bedeutet das?• Auf großen Skalen werden alle Abstände zwischen Galaxien

größer:

früher später

Faktor 3

Das dynamische Universum

• Das Universum expandiert.• Was bedeutet das?• Auf großen Skalen werden alle Abstände zwischen Galaxien

größer:

früher später

Faktor 3

Milchstraße Milchstraße

Das dynamische Universum

• Das Universum expandiert.• Was bedeutet das?• Auf großen Skalen werden alle Abstände zwischen Galaxien

größer:

früher später

Faktor 3

andere Galaxieandere Galaxie

Die Expansion des Universums

Zeit

Raum

heute

früher

noch früher

a = 0.8

Entfernungen imVergleich zu heute

(„Skalenfaktor“)

a = 1

a = 0.7

a = 0.5

a = 0.4

Milc

hstra

ßeG

alax

ie 1

Gal

axie

4

Gal

axie

2

Gal

axie

3

Gal

axie

4

Die Expansion des Universums

Zeit

Raum

heute

früher

noch früher

v =

Wie „schnell“ expandiert es?

Ds Ds Ds

DtDtDt

Ds

Dt

Ds

Dt

Die Geschwindigkeit, mit dersich eine Galaxie von derMilchstraße entfernt

hängt ab von deren Entfernungund von der (kosmologischen)Zeit.

Die Expansion des Universums

Zeit

v =

Wie „schnell“ expandiert es?

Ds

Dt

Die Geschwindigkeit, mit dersich eine Galaxie von derMilchstraße entfernt

hängt ab von deren Entfernungund von der (kosmologischen)Zeit:

Dt

Ds

v =Ds

Dt=

D

K

D

K

Die Expansion des Universums

Zeit

v =

Wie „schnell“ expandiert es?

Ds

Dt

Die Geschwindigkeit, mit dersich eine Galaxie von derMilchstraße entfernt

hängt ab von deren Entfernungund von der (kosmologischen)Zeit:

Dt

Ds

v =Ds

Dt=

D

K

D

K

Bezeichnung:

K =1

H 0

Die Expansion des Universums

Zeit

v =

Wie „schnell“ expandiert es?

Ds

Dt

Die Geschwindigkeit, mit dersich eine Galaxie von derMilchstraße entfernt

hängt ab von deren Entfernungund von der (kosmologischen)Zeit:

Dt

Ds

v =Ds

Dt=

D

K

D

K

Bezeichnung:

K =1

H0

daher

v = H D0

H = 710

Hubble-Gesetz

km/sMpc

Hubble-Konstante

Die Expansion des Universums

Hubble-Konstante:

Eine Galaxie, die sich (heute) in der Entfernung D = 10 Mpc befindet, bewegt sich (heute) mit einer Geschwindigkeit v = 71*10 km/s = 710 km/s von uns weg.

Eine Galaxie, die sich (heute) in der Entfernung D = 100 Mpc befindet, bewegt sich (heute) mit einer Geschwindigkeit v = 71*100 km/s = 7100 km/s von uns weg.

… also: viele Geschwindigkeiten!

H = 710 Mpc

km/s

Die Expansion des Universums

• Wohin expandiert das Universum?• Modell eines unendlich großen, „offenen“ Universums:

Die Expansion des Universums

Was bedeutet das für unser verkleinertes Modell des Universums?

„Verkleinern“ wir auch den Zeitmaßstab:

Dann wird die Hubble-Konstante zu

1 Milliarde Jahre = 1 Minute

H = 71 = 1.20 Mpc

km/s

m

mm/s

Die Expansion des Universums

Was bedeutet das für unser verkleinertes Modell des Universums?

„Verkleinern“ wir auch den Zeitmaßstab:

Dann wird die Hubble-Konstante zu

und die Lichtgeschwindigkeit zu

1 Milliarde Jahre = 1 Minute

H = 71 = 1.20 Mpc

km/s

c = 300 000 = 5.1s

km

s

mm

m

mm/s

(Ameise)

Das Alter des Universums

Grobe Abschätzung unter Annahme gleichbleibender Geschwindigkeiten der Galaxien:

v = H D0 (Hubble-Gesetz)

Dt

t = = 14 Mrd Jahre = 14 min

0

1

H00

Alter des Universums:

Vor ca. 14 Milliarden Jahre (14 min) waren alle Abständeim Universum gleich 0 Urknall!

Das Alter des Universums

Grobe Abschätzung unter Annahme gleichbleibender Geschwindigkeiten der Galaxien:

v = H D0 (Hubble-Gesetz)

Dt

t = = 14 Mrd Jahre = 14 min

0

1

H00

Alter des Universums:

Vor ca. 14 Milliarden Jahre (14 min) waren alle Abständeim Universum gleich 0 Urknall! In diesem Sinn hatder Urknall „überall“ stattgefunden!

Der Urknall

Zeit

t

0

0

„Urknall“ = Grenze der Raumzeit (Singularität)Raum

Modell der Raumzeit des Universums (in einer Raumrichtung)

(schematisch,gleichbleibende

Geschwindigkeitender Galaxien)

Das Universum beobachten heißt…

Zeit

t

0

0

…in die Vergangenheit zu schauen:

Lichtsignal

Raum

(schematisch,gleichbleibende

Geschwindigkeitender Galaxien)

Raumzeitmodell des Universums nach heutigem Wissen

200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800D@MpcD2́ 109

4́ 109

6́ 109

8́ 109

1010

1.2́ 1010

1.4́ 1010

t@JahreD

Licht

Galaxien

Raumzeitmodell des Universums nach heutigem Wissen

200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800D@MpcD2́ 109

4́ 109

6́ 109

8́ 109

1010

1.2́ 1010

1.4́ 1010

t@JahreD

Licht

Galaxien

(bis heute)beobachtbares

Universum

(bis heute)unbeobachtbares

Universum

Raumzeitmodell des Universums nach heutigem Wissen

200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800D@MpcD2́ 109

4́ 109

6́ 109

8́ 109

1010

1.2́ 1010

1.4́ 1010

t@JahreD

gebremste Expansion

beschleunigte Expansion

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Doppelsternsystem

Materieflussweißer Zwerg

Supernova Ia Vorläufer

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Doppelsternsystem

Materieflussweißer Zwerg

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Doppelsternsystem

Materiefluss

„Zündung“ einer thermonuklearenExplosion des Weißen Zwerges bei Erreichen einer kritischen Masse (von ca. 1.4 Sonnenmassen)

weißer Zwerg

Supernova RCW-86-SN-185

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Doppelsternsystem

Materiefluss

„Zündung“ einer thermonuklearenExplosion des Weißen Zwerges bei Erreichen einer kritischen Masse (von ca. 1.4 Sonnenmassen)

weißer Zwerg

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Doppelsternsystem

Materiefluss

„Zündung“ einer thermonuklearenExplosion des Weißen Zwerges bei Erreichen einer kritischen Masse (von ca. 1.4 Sonnenmassen)

weißer Zwerg

„Standardkerzen“

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Doppelsternsystem

Materiefluss

„Zündung“ einer thermonuklearenExplosion des Weißen Zwerges bei Erreichen einer kritischen Masse (von ca. 1.4 Sonnenmassen)

weißer Zwerg

„Standardkerzen“

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Rotverschiebung: Die Wellenlängen von Licht dehnen sich mit der Expansion des Universums aus Licht wird röter.

Faktor 3

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Rotverschiebung: Die Wellenlängen von Licht dehnen sich mit der Expansion des Universums aus Licht wird röter.

Rotverschobene Silizium-Spektrallinien im Licht von einer Supernova

Faktor 3

Die beschleunigte Expansion

• Woher wissen wir davon?• Von der Messung der Geschwindigkeiten und Entfernungen

von Supernova-Explosionen (Typ Ia) in weit entfernten Galaxien.

Rotverschiebung: Die Wellenlängen von Licht dehnen sich mit der Expansion des Universums aus Licht wird röter.

Rotverschobene Silizium-Spektrallinien im Licht von einer Supernova

Faktor 3

Die beschleunigte Expansion

200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800D@MpcD2́ 109

4́ 109

6́ 109

8́ 109

1010

1.2́ 1010

1.4́ 1010

t@JahreDBeobachtung + Interpretation (kosmologisches Prinzip): Die Expansion des Universums verläuft seit ungefähr 7 Milliarden Jahren beschleunigt!

Die beschleunigte Expansion

• Wie kommt es dazu? Die beherrschende Kraft im Universum ist doch die Gravitation, und die ist anziehend. Also sollte die Expansion gebremst sein!

• Eine Theorie:

Das Vakuum hat eine Energiedichte

(die „dunkle Energie“ oder „kosmologische Konstante“), und diese wirkt auf Materie (auf großen Skalen) abstoßend!

Vakuumenergie

Falls das Vakuum eine Energie besitzt, so hat es einen negativen Druck!

MaterienormalesVerhalten

Energieinhaltwird vergrößert.

Energieinhaltwird verkleinert. positiver Druck

VakuumE ~ V

Energieinhaltwird verkleinert.

Energieinhaltwird vergrößert. negativer Druck

Wie groß ist das beobachtbare Universum?

Das hängt davon ab, was wir darunter verstehen:

DefinitionRadius

maßstäblichwahrer Radius

Größte je gesehene (damalige) Entfernung (Galaxie X) 1.8 m

1800 Mpc= 6 Mrd Lj

Heutige Entfernung der Galaxie X 4.7 m

4700 Mpc= 15 Mrd Lj

Heutige Entfernung der „frühesten“ Galaxie, die wir prinzipiell sehen können

14 m 14 000 Mpc= 45 Mrd Lj

Entfernung jener Galaxien, die sich mit Lichtgeschwindigkeit von uns wegbewegen

4.3 m4300 Mpc

= 14 Mrd Lj

Dunkle Materie

Und die „dunkle Materie“?

Dunkle Materie

Rotationsgeschwindigkeit von Sternen, die „weit draußen“ um eine Galaxie kreisen:

M

v

v

Dunkle Materie

Rotationskurve der Galaxie NGC 3198:

20 30 4010r (kpc)

v (km/s)

50

100

150

200

Dunkle Materie

• Es muss eine (unsichtbare) Masse auch außerhalb der (sichtbaren) Galaxie geben

ein Halo aus „dunkler Materie“, der eine größere Masse besitzt als alle Sterne, Gas- und Staubwolken zusammen!

Dunkle Materie

• Es muss eine (unsichtbare) Masse auch außerhalb der (sichtbaren) Galaxie geben

ein Halo aus „dunkler Materie“, der eine größere Masse besitzt als alle Sterne, Gas- und Staubwolken zusammen!

• Dunkle Materie leuchtet nicht. Daher kann sie keine Sterne bilden:

Sterne entstehen durch die Kontraktion von Gas- und Staubwolken. Könnte eine solche Wolke nicht leuchten, so würde die Kontraktion zum Stillstand kommen!

thermischer Druck (nach außen)

Gravitationsdruck (nach innen)IR-Strahlung

Adlernebel

Dunkle Materie

• Dunkle Materie wechselwirkt mit dem Rest der Welt (fast)nur über die Schwerkraft.

• Wir wissen von der dunklen Materie auch aus der Analyse der kosmischen Hintergrundstrahlung.

Die kosmische Hintergrundstrahlung ist eine Mikrowellenstrahlung, die das gesamte Universum ausfüllt. Sie ist 380 000 Jahre (im verkleinerten Modell: 0.02 s) nach dem Urknall entstanden, als sich die Atome bildeten und das Universum durchsichtig wurde. Seither wurde sie um den Faktor 1000 rotverschoben (vom sichtbaren Bereich des elektromagnetischen Spektrums bis in den Mikrowellenbereich: T = 3000 K T = 2.7 K).

Kosmische Hintergrundstrahlung

Dunkle Materie

Dunkle Materie besteht nicht aus „normalen“ Elementarteilchen (sie ist „nicht-baryonisch“).

• Woher wissen wir das?• Etwa 3 Minuten nach dem Urknall bildeten sich die

Atomkerne. Kernphysik Vorhersage der heutigen Häufigkeiten der Elemente (75% Wasserstoff, 25% Helium, 0.01% Deuterium,…).

Die kosmische Hintergrundstrahlung stammt ausder Zeit, als sich die ersten „Verklumpungen“ derMaterie bildeten, die schließlich zur Bildung vonGalaxien und Galaxienhaufen führten.

Beides funktioniert nur dann, wenn die normale Materie etwa 4% der gesamten existierenden Materie ausmacht.

Woraus besteht das Universum?

73 %dunkle Energie

4 %normale Materie 23 %

dunkle Materie0.3 %

Neutrinos

Woraus besteht das Universum?

73 %dunkle Energie

4 %normale Materie 23 %

dunkle Materie0.3 %

Neutrinos

Normale Materie ist nach unserem Wissen die einzige, die interessanteStrukturen „im Kleinen“ ausbilden kann!

Danke...

... für eure Aufmerksamkeit!

Diese Präsentation findet ihr im Web unter

http://homepage.univie.ac.at/franz.embacher/Rel/KosmologieZumAngreifen/